10.1. Auf der Spur der metallarmen Sterne

Auch wenn die Milchstraße im Vergleich zur Andromedagalaxie relativ wenige Sterne beheimatet, gibt es mit mehreren hundert Milliarden Sternen doch immer noch genügend in unserer Heimatgalaxie.

Diese Zahlen sind auf jeden Fall ausreichend, um Astronomen die Möglichkeit zu geben, Sterne zu klassifizieren. Denn es gibt eine Vielfalt von Sterntypen, so dass die verschiedenen Gruppierungen helfen, die unterschiedlichen spektralen Erscheinungsbilder zu verstehen und einordnen zu können. Schon Annie Jump Cannon hatte Tausende von Spektren klassifiziert. Ihre Klassifikation basierte aber allein auf der Sterntemperatur. Dennoch gibt es weitere fundamentale Unterschiede zwischen Sternen.

Um 1944 teilte der deutsche Astronom Walter Baade alle Sterne in zwei Gruppen ein: Typ I und Typ II. Der Hauptunterschied war die Stärke der Absorptionslinien der Metalle im Verhältnis zu denen der Wasserstofflinien in den Spektren der Sterne. Es dauerte allerdings noch ein weiteres Jahrzehnt, bis die grundlegenden Eigenschaften der Typ-II-Sterne mit ihren schwächeren Absorptionslinien verstanden werden konnten. Erst dann konnte eine physikalische Basis für diese neue Art der Klassifizierung geschaffen werden.

Bis etwa zur Mitte des letzten Jahrhunderts gingen Astronomen von der selbstverständlichen Annahme aus, dass alle Sterne exakt die gleiche chemische Zusammensetzung wie die Sonne hätten. Der einzige Unterschied seien die Oberflächentemperaturen, die zu den verschiedenen Ausprägungen der Spektrallinien führten. Aber in den 1940er Jahren tauchten einige Halosterne auf, deren Metall-Absorptionslinien im Spektrum merkwürdigerweise wesentlich schwächer als die Linien im Sonnenspektrum ausfielen. Unter der Annahme, dass alle Sterne chemisch gleich seien, war diese Beobachtung nicht zu erklären. Dementsprechend wurde gerätselt, ob diese Sterne vielleicht wesentlich weniger Wasserstoff als Helium im Vergleich zu normalen Sternen haben könnten oder ob sie vielleicht merkwürdige äußere Atmosphärenschichten besäßen.

Erst 1951 wurde ein revolutionärer Vorschlag von den amerikanischen Astronomen Joseph Chamberlain und Lawrence Aller gemacht. Sie kamen zu dem Schluss, dass ein »unerwünschter Nebeneffekt« ihrer Interpretation der Sternspektren darin bestehe, dass die untersuchten Sterne »außergewöhnlich kleine Mengen an Kalzium und Eisen« besäßen. Denn sie hatten nur ca. 1/20stel der solaren Kalzium- und Eisenwerte in zwei Sternen gemessen.

Dieser bahnbrechende Vorschlag bereitete vielen zeitgenössischen Astronomen großes Kopfzerbrechen. Erinnern wir uns dazu kurz daran, wie der Stand der Wissenschaft zu dieser Zeit war. Zum einen waren es noch die Jahre vor dem B²FH-Nukleosynthese-Artikel von 1957, obwohl schon bekannt war, dass Kernfusionen in Sternen stattfanden. Zum anderen war zwar 1950 die Urknalltheorie gerade erst eingeführt worden, aber es wurde noch angenommen, dass alle Elemente kurz nach dem Urknall aus primordialem Gas gebildet worden waren. An eine chemische Entwicklung im Universum dachte zu dieser Zeit noch niemand und noch weniger daran, dass sie mit Hilfe von Sternen mit unterschiedlichen Metallhäufigkeiten nachvollzogen werden könnte.

Einige meiner Kollegen erzählen auch heute noch schmunzelnd die Geschichte, dass Chamberlain und Aller in Wirklichkeit Metallhäufigkeiten von nur 1/100 des solaren Eisenwertes für ihre Sterne fanden. Allerdings erschien ihnen dieses Ergebnis damals so unerhört, dass die Autoren die Sterntemperatur selbst so weit veränderten, ja eigentlich verfälschten, bis die Metallarmut von 1/100stel auf 1/10–1/30stel angestiegen war. Denn die Sterntemperatur beeinflusst ja die spektrale Linienstärke eines Elements. Wie Chamberlain selbst später zugab, war es dieser höhere Wert, der 1951 tatsächlich publiziert wurde. Interessanterweise kam aber die ursprünglich gemessene Metallizität von 1/100 der Wahrheit sehr nah. HD 140283 war einer der Sterne, die von Chamberlain und Aller beobachtet wurden. Viele darauf folgende Analysen im letzten halben Jahrhundert haben eindeutig gezeigt, dass dieser Riesenstern wirklich so metallarm ist und nur ein ~1/300 des solaren Eisens enthält: Seine Metallizität steht heute bei [Fe/H] ~ –2.5. HD 140283 ist heutzutage unbezweifelbar ein klassischer metallarmer Halostern, der nach wie vor sehr oft als Referenzstern in chemischen Analysen anderer Halosterne benutzt wird. Auch ich habe diesen Stern schon mehrmals beobachtet und analysiert.

In den nächsten zwei Jahrzehnten zeigten viele neue Arbeiten, dass es eine große Bandbreite von Sternen mit verschiedenen Metallizitäten und Elementhäufigkeitsmustern gibt. Dies wurde bald auf verschiedene Stadien der chemischen Evolution der Milchstraße zurückgeführt. Der Grundstein für die Erforschung des frühen Universums, aus der natürlich auch die Stellare Archäologie direkt hervorgeht, war gelegt worden. So kann im Nachhinein deutlich gesagt werden, dass die spektroskopischen Arbeiten der 1950er Jahre das damalige Weltbild enorm veränderten. Von dem Bild eines chemisch homogenen Universums wurde der Weg für das einer chemischen Entwicklung geschaffen, die die Entwicklung von Galaxien und dem Universum als Ganzes beschreibt. Die Effekte der Metallizität eines Sterns oder auch einer ganzen Galaxie sind aus der Astronomie nicht mehr wegzudenken.

Auch heutzutage werden diese Stern-Gruppen von Baade immer noch als Population I und Population II bezeichnet. Sie spiegeln die chemische Entwicklung der Milchstraße grob wider: Population I ist die wesentlich größere Gruppe, denn sie bezieht sich auf junge und metallreiche Sterne, die vornehmlich in der Scheibe anzutreffen sind. Ältere, metallärmere Sterne aus dem Halo mit ihren schwächeren Spektrallinien bilden die Population II. Tabelle 10.1 fasst die Stern-Populationen zusammen.

Tabelle 10.1 : Definitionen für Sterne mit verschiedenen Metallizitäten

In den 1980er Jahren schlugen Astronomen erstmals die Existenz einer weiteren Population vor, die nur aus den allerersten Sternen des frühen Universums bestehen sollte. Ein halbes Dutzend Sterne mit [Fe/H] ~ –3 war zu jener Zeit bekannt, aber kein Objekt mit noch niedrigerer Metallizität. Es wurde angenommen, dass die so genannten Population-III-Sterne wohl Metallizitäten von weniger als [Fe/H] = –3 haben müssen. Denn ein Eisenanteil von weniger als einem Tausendstel der Sonne war so winzig, dass er der Zusammensetzung der ersten Sterne angemessen erschien.

Obwohl einfache Modelle der chemischen Entwicklung der Milchstraße die Existenz solcher Sterne voraussagten, blieben die ersten Suchanstrengungen erfolglos. So fragte der amerikanische Astronom Howard Bond 1981 niedergeschlagen im Titel seines Artikels »Wo ist die Population III?« Bond hatte vergebens mit einer ersten systematischen Durchmusterung versucht, diese besonders metallarmen Sterne aufzuspüren, war aber nicht fündig geworden. Es wurde erst einmal gefolgert, dass sich langlebige Sterne mit weniger als einer Sonnenmasse nur schwer aus primordialem Gas im frühen Universum bilden konnten. Falls sie überhaupt existierten, mussten sie extrem selten sein, denn sonst hätte Bond ja einige von ihnen gefunden.

In der Tat hatten die verschiedenen Vorhersagen der damaligen Milchstraßenmodelle die Anzahl der metallärmsten Sterne zunächst signifikant überschätzt. Zudem hatte Bond mit den damaligen Teleskopen nur relativ helle Sterne beobachten können. Als Faustregel kann man sich merken, dass, je schwächer der Stern ist, er sich desto weiter draußen im Halo befindet. Denn die Erfahrung zeigt, dass die Wahrscheinlichkeit, einen Stern mit niedriger Metallizität zu finden, mit seiner Entfernung ansteigt. Bond hatte also nur äußerst geringe Chancen gehabt, Sterne mit [Fe/H]< –3 zu finden.

Um 1980 wurde der Stern CD –38° 245 von den australischen Astronomen Michael Bessell und John Norris aber eher zufällig gefunden. Sie bestimmten seine Metallizität zu [Fe/H] = –4.5, was weniger als einem Zehntausendstel der solaren Eisenhäufigkeit entspricht. Dieser Wert war so niedrig, dass er kaum unterbietbar schien. Dementsprechend wurde 1984 vorgeschlagen, dass endlich ein Population-III-Stern gefunden worden war. Bonds Bestrebungen waren also nicht verkehrt gewesen. Durch diese Entdeckung wurde der Begriff »Population III« bald mit extrem metallarmen Sternen gleichgesetzt, die nur winzige Mengen an Metallen beinhalteten.

Heutzutage wird »Population III« endlich wieder ausschließlich für die allerersten Sterne verwendet. Denn die theoretischen Arbeiten und die dazugehörigen kosmologischen Simulationen zur Entstehung der ersten extrem massereichen Sterne, also der Population III, drehen sich eindeutig um metallfreie Sterne. So konnte auch endlich eine klare Definition mit physikalischem Hintergrund eingeführt werden: Metallfreie Sterne, die nur aus Wasserstoff, Helium und Lithiumspuren bestehen, sind Mitglieder der Population III. Daraus folgt sofort, dass die metallärmsten Sterne die extremsten Beispiele für Population-II-Sterne sind. Kapitel 9 ist diesem Arbeitsgebiet gewidmet.

Vor einigen Jahren habe ich Howard Bond selbst kennenlernen dürfen. Es war mir eine große Freude, ihn zu treffen und über die Suche nach metallarmen Sternen und seine Pionierarbeit zu sprechen. Da sein wissenschaftlicher Artikel über seine Suche in meinem Geburtsjahr beim »Astrophysikalischen Journal« eingereicht wurde, war es für mich besonders interessant, einen Bericht über die Anfänge meines Arbeitsgebietes direkt von ihm zu hören. Er schien sichtlich zufrieden, dass seine Arbeit erfolgreich weitergeführt wird und dass wir inzwischen Sterne mit rekordniedrigen Metallizitäten gefunden haben. Auch wenn diese aufgrund ihrer kleinsten Mengen von Metallen technisch gesehen nicht als Population III bezeichnet werden können, war die Fortführung seiner Suche vor mehr als dreißig Jahren dann doch endlich erfolgreich.

Die Suche nach weiteren metallarmen Sternen im Halo wurde seit den 1980er Jahren weiter intensiviert mit immer größer angelegten Himmelsdurchmusterungen. Die ersehnten Entdeckungen von Sternen mit bis zu [Fe/H] ~ –3.8 ließen nicht zu lange auf sich warten. Tatsächlich dauerte es aber fast zwanzig Jahre, bis der deutsche Astronom Norbert Christlieb und Kollegen mit der Hamburg/ESO-Durchmusterung im Jahr 2001 den Rekord von CD –38° 245 durchbrechen konnten: Der Stern HE 0107–5240 war mit gerade mal 1/150 000stel der solaren Eisenhäufigkeit ([Fe/H] = –5.2) ein sensationeller Fund. Seine Entdeckung stellte sich als Durchbruch auf diesem Arbeitsgebiet heraus: Endlich war klar, dass sich solche chemisch extrem primitiven metallarmen Halosterne, also die Zeugen der ersten chemischen Anreicherungen im Universum, tatsächlich am Nachthimmel in unserer eigenen Galaxie beobachten lassen.

Noch einmal drei Jahre später, 2004, entdeckte unser Team unter meiner Leitung den Stern HE 1327–2326. Mit [Fe/H] = –5.4 liegt seine Eisenhäufigkeit bei gerade mal 1/250 000stel des solaren Eisens. Dieser Rekord ist bis heute nicht gebrochen worden, obwohl derzeit eine Reihe von Projekten das Ziel verfolgen, weitere solcher außerordentlichen Sterne zu finden. Immerhin wurden inzwischen ein dritter und vierter Stern entdeckt, die beide mit Eisenhäufigkeiten von [Fe/H] = –4.8 wenigstens den langjährigen Rekordhalter CD –38° 245 unterbieten.

CD –38° 245 ist somit in gewisser Weise zum Vergleichsstern degradiert worden: Ich besitze eine Sammlung von Spektren, die ich immer zum Beobachten mitnehme. Sie dienen einem sofortigen visuellen Vergleich mit jedem neuen interessanten Stern, der verdächtig schwache Linien aufzeigt. Sind sie ähnlich schwach wie in CD –38° 245, führt dies schnell zu freudig-nervösen Momenten. Meist aber sind die Linien wesentlich stärker, was bedeutet, dass der Stern wesentlich metallreicher ist. Durch diese Vergleiche bekommt man schnell ein Gefühl dafür, ob es sich lohnt, noch weitere Teleskopzeit für einen Kandidaten zu verwenden.

Abbildung 10.1 fasst die Geschichte der Entdeckungen der metallärmsten Sterne seit Chamberlain und Aller 1951 zusammen. Etwa alle 20 Jahre wurde ein neuer Stern mit einer wesentlich niedrigeren Eisenhäufigkeit gefunden. Es bleibt nach wie vor spannend, wie diese Geschichte weitergeht und wann (und ob) neue Rekordhalter gefunden werden. Die nächste Generation von Teleskopriesen wird dabei sicher eine Rolle spielen. Denn der stetige Trend zu niedrigeren Metallizitäten über die Jahrzehnte hinweg spiegelt in gewisser Weise den Verlauf der den Astronomen zur Verfügung stehenden Teleskope wider: von kleinen 1 bis 2 m-Teleskopen um 1980 herum zu denen mit Spiegeln von etwa 4 m und dann zu denen mit 6 bis 10 m seit etwa Mitte der 1990er Jahre.

Abb. 10.1 : Die Eisenhäufigkeiten der metallärmsten Sterne, die zu den jeweiligen Zeiten bekannt waren. Die schwarzen Punkte zeigen die ursprünglichen Häufigkeiten laut den Autoren, während die horizontale Linie die heute gängigen Werte angibt.

Wie viele metallarme Sterne sind auf diese Art inzwischen gefunden und beobachtet worden? Von wirklich großen Mengen kann man im Vergleich zu den mehreren hundert Milliarden von Milchstraßensternen natürlich nicht sprechen. Dennoch reflektieren die folgenden Zahlen (Stand 2011) die Erfolgsstory der Stellaren Archäologie, deren Ziel es ist, die Nadeln im galaktischen Heuhaufen zu finden. Hunderte Sterne mit [Fe/H] < –3.0 sind bis heute entdeckt worden, aber nur die ca. 200 hellsten sind mit hochauflösender Spektroskopie beobachtet und analysiert worden. Sterne mit [Fe/H] < –3.5 sind wesentlich seltener, was dazu führt, dass für alle etwa 30 bekannten Exemplare detaillierte Analysen vorliegen. Nur vier Sterne mit [Fe/H]< –4.5 sind bekannt, von denen zwei Sterne [Fe/H] < –5.0 haben. Die bei weitem interessantesten Sterne sind diejenigen, die Metallizitäten von [Fe/H] < –3.5 haben. Denn sie ermöglichen uns die tiefsten Einblicke in die Entstehungsgeschichte des frühen Universums.

Durch alle diese Entdeckungen konnte sich das Gebiet der Stellaren Archäologie besonders in den letzten zehn Jahren sehr entfalten. Dennoch gibt es nach wie vor viele ungeklärte Fragen. Eine von ihnen ist, was genau die niedrigste beobachtbare Metallizität eines Sterns, abgesehen von den metallfreien ersten Sternen, denn sein könnte. Haben wir mit [Fe/H] = –5.4 die untere Grenze schon erreicht, oder können wir vielleicht sogar Sterne mit einem Millionstel der solaren Eisenhäufigkeit ([Fe/H] = –6.0) finden? Nur weiteres Suchen wird diese Frage hoffentlich irgendwann beantworten.